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Aula 21: Via Láctea
Maria de Fátima Oliveira Saraiva, Kepler de Souza Oliveira Filho & Alexei Machado Müller
Fotografia com lente “olho-de-peixe” mostrando a Via
Láctea. O centro da Galáxia é a região mais brilhante, no
canto inferior da imagem, que fica na direção da
constelação de Sagitário.
Introdução
Prezados alunos
Galáxia e galáxia:
O termo Galáxia, escrito
como nome próprio, é
usado como sinônimo de Via
Láctea. Escrito com letra
minúscula, se refere a
galáxias em geral.
Iniciamos aqui a terceira área da disciplina, em
que vamos estudar as galáxias – consideradas os tijolos
de que é feito o universo. Começamos pelo estudo da
galáxia em que vivemos - a Via Láctea, ou a Galáxia.
Bom estudo!
Objetivos:

Descrever, em linhas gerais, a estrutura da
Via Láctea e a posição do Sol dentro dela;

Explicar a importância das estrelas variáveis
na determinação das distâncias dentro da
Galáxia;

Explicar as diferentes populações estelares
presentes na Via Láctea e a sua distribuição
dentro da Galáxia;

Calcular a massa da Galáxia contida dentro
da órbita solar a partir do movimento do Sol;

Discutir as evidências para a existência de
braços espirais na Galáxia;

Explicar o que é e como é a curva de
rotação da Galáxia e por que ela indica a
existência de matéria escura na Galáxia;
Qual é a forma da Via
Láctea e qual a nossa
posição nela?
Figura 21.01: Imagem obtida por ©Roger Smith, do Cerro Tololo
Interamerican Observatory, mostrando a cúpula do telescópio Blanco
contra a imagem daVia Láctea, à direita, e das duas Nuvens de
Magalhães, à esquerda.
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Em noites límpidas e sem lua, longe das luzes
artificiais das áreas urbanas, pode-se ver claramente no céu
uma faixa nebulosa atravessando o hemisfério celeste de
um horizonte a outro. Os povos antigos a chamaram Via
Láctea, pois sua aparência lembrava a eles um caminho
feito de leite. Em 1609, Galileo Galilei, ao apontar seu
telescópio para ela, descobriu que a nebulosidade
esbranquiçada da Via Láctea se deve à luz conjunta de
uma miríade de estrelas que não são distinguíveis a olho nu.
No final do século XVIII, o astrônomo alemão William
Herschel (1738-1822), que já era famoso por ter descoberto o
planeta Urano, mapeou a Via Láctea, usando seu telescópio
de 1,2 m de diâmetro. Pressupondo que todas as estrelas
tinham a mesma luminosidade, de forma que as suas
diferenças de brilho refletiam suas diferentes distâncias,
Herschel contou o número de estrelas que conseguia
observar em diferentes direções e concluiu que a Galáxia
era um sistema achatado, sendo aproximadamente 5 vezes
maior na direção do plano galáctico do que na direção
perpendicular a ele. Como ele aparentemente enxergava o
mesmo número de estrelas em qualquer linha de visada ao
longo do plano, concluiu que o Sol deveria estar
aproximadamente no centro da Galáxia. Hoje sabemos que
essa conclusão estava equivocada.
Figura 21.02: Desenho esquemático da Via Láctea feita por William
Herschel,
Extensão da Galáxia:
Aproximadamente 25 kpc.
Posição do Sol:
No disco a 8,3 kpc do
centro da Galáxia.
Heschel não tinha como saber as distâncias das
estrelas e, assim, determinar o tamanho da Via Láctea, pois
a primeira medida da paralaxe de uma estrela foi feita só no
século seguinte (1838). A primeira estimativa do tamanho da
Via Láctea foi feita no início do século XX, pelo astrônomo
holandês Jacobus Kapteyn (1851-1922). Kapteyn fez
contagem das estrelas registradas em placas fotográficas e
determinou as distâncias das estrelas próximas medindo suas
paralaxes e movimentos próprios. Concluiu que a Via Láctea
tinha a forma de um disco com 20 000 parsecs de diâmetro
com o Sol no centro. Logo após a publicação do modelo de
Kapteyn, Harlow Shapley (1885-1972) publicou um modelo
diferente, baseado na distribuição de sistemas esféricos de
estrelas chamados aglomerados globulares. Shapley
descobriu que os aglomerados (150 deles), mostravam uma
concentração maior em uma direção do céu e supôs que o
centro dessa concentração devia coincidir com o centro de
nossa Galáxia. Deduziu assim que estamos a 30 mil anos-luz
do centro da Galáxia.
Shapley não levou em conta a extinção interestelar,
o que o fez encontrar um valor exagerado para o tamanho
da Galáxia. Hoje sabemos que o disco da nossa galáxia tem
uma extensão de aproximadamente 25 kpc, e o Sol se
encontra a aproximadamente 8,3 kpc do centro, como está
representado na figura 21.03.
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Estrelas variáveis pulsantes:
Estrelas cuja luminosidade
varia com o tempo devido a
variações de seu tamanho.
Apresentam uma relação
entre suas luminosidades e
seus respectivos períodos de
pulsação que permite que
sejam utilizadas como
indicadores de distâncias.
Figura 21.03: Representação esquemática da Via Láctea, vista de perfil,
com a posição do Sol dentro dela.
Distâncias dentro da Galáxia
Nas aulas anteriores vimos como as distâncias das
estrelas podem ser determinadas por paralaxe heliocêntrica,
que utiliza o método de triangulação, ou por
paralaxe
espectroscópica, que utiliza as propriedades espectrais das
estrelas para determinar sua magnitude absoluta pela sua
posição
no
diagrama
HR.
Através
da
paralaxe
espectroscópica, podemos medir distâncias de estrelas até
aproximadamente 10.000 pc, alcance maior do que o obtido
através da paralaxe heliocêntrica (1.000 pc), mas ainda
insuficiente para cobrir o tamanho de nossa Galáxia, que tem
25.000 pc de diâmetro. É necessário, portanto, incluir um
novo método de determinação de distâncias, que tenha um
alcance maior. As estrelas variáveis importantes - estrelas
cujas luminosidades variam com o tempo - cumprem o papel
de indicadores de distância nesta escala.
A relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis
pulsantes
As estrelas variáveis pulsantes são estrelas cuja
luminosidade varia com o tempo devido a variações no seu
tamanho. Elas podem ser reconhecidas facilmente,
observando a sua variação em luminosidade, que se dá de
maneira muito regular.
Dois tipos de variáveis pulsantes são importantes
como indicadores de distância na Galáxia: as variáveis
Cefeidas e as variáveis RRLyrae. Esses dois tipos de estrelas
ocupam uma região do diagrama HR chamada faixa de
instabilidade, onde as estrelas estão começando a queimar
He no núcleo.
A pulsação acontece devido ao desequilíbrio da
estrela: sem equilíbrio, a temperatura do interior aumenta
rapidamente, ionizando o hidrogênio, aumentando o número
de partículas e, portanto, aumentando a pressão e forçando
as camadas externas para fora; o aumento do raio diminui a
temperatura, recombinando o hidrogênio e reduzindo o
número de partículas; com isso a pressão diminui e a estrela
se contrai, aumentando a temperatura e recomeçando o
ciclo.
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RRLyrae e Cefeidas:
Estrelas variáveis pulsantes
que são utilizadas como
indicadors de distância.
Figura 21.04: Diagrama HR mostrando a região chamada “faixa de
instabilidade”, onde se localizam as variáveis Cefeidas e RRLyrae.
RRLyrae: são estrelas evoluídas com massas entre 0,5
e 0,7 MSol, muito comuns em aglomerados globulares. Têm
tipo espectral entre B8 e F2 e magnitude absoluta em torno
de MV = 0, 6 ± 0, 3. Seus períodos de pulsação são pequenos,
entre 0,5 e 1 dia, com variações em magnitude menores do
que uma magnitude. O fato de terem luminosidade
conhecida permite que sejam usadas como indicadores de
distância para aglomerados globulares, usando-se o módulo
de distância: m – M = -5 + 5 log d.
Cefeidas: são supergigantes com massas entre 3 e 18
MSol e tipo espectral entre F e K. Também pulsam de forma
regular, mas podem apresentar períodos de pulsação entre
1 e 100 dias, com amplitudes de pulsação entre 0,3 e 3,5
magnitudes.
As Cefeidas diferem mais em luminosidade do que as
RR Lyrae, podendo ter magnitudes absolutas entre -2 e -6,
mas apresentam uma relação muito estreita entre o período
de pulsação e a luminosidade, o que permite conhecer sua
luminosidade, uma vez conhecido seu período de pulsação.
As Cefeidas mais brilhantes têm períodos maiores, por terem
raios maiores.
Figura 21.05: Gráfico da variação de brilho (magnitude) com o tempo da
estrela Delta Cephei, o protótipo da classe das Cefeidas. O período é de
5,366 dias.
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Figura 21.06: John Goodricke, que descobriu a variabilidade de Delta
Cephei em 1784, e Henrietta Swan Leavitt, que determinou a relação
período-luminosidade das Cefeidas em 1912.
As observações indicam que a relação entre a
magnitude bolométrica absoluta Mbol e o período P, em dias,
é:
M Cefeidas
  3,125log P 1, 525.
bol
As variáveis Cefeidas são usadas para determinar
distâncias de estrelas longínquas da nossa galáxia, e
distâncias de outras galáxias.
Tabela 21.01: Métodos para estimar distâncias astronômicas:
Distância
de alcance
1 UA
.
Método
radar
1.000 pc
paralaxe
heliocêntrica
10.000 pc
paralaxe
espectroscópica
4 Mpc
estrelas
variáveis
Morfologia
A forma da Via Láctea foi determinada através de
observações em comprimentos de onda longos, como rádio
e infravermelho, que podem penetrar a poeira presente no
plano da galáxia. Com base nessas observações, os
astrônomos chegaram à conclusão de que nossa Galáxia
tem a forma de um disco circular, com diâmetro de cerca
de 25.000 pc (100.000 anos-luz) e espessura de 300 pc
aproximadamente. O disco está imerso em um halo esférico
formado pelos aglomerados globulares e, provavelmente,
grande quantidade de matéria não luminosa. Observações
desses aglomerados indicam que o halo está centrado no
núcleo da Galáxia e, se estende por no mínimo 100.000 pc,
bem além dos limites do disco galáctico. O bojo que contém
o núcleo, é uma região esférica de 2.000 pc de raio,
envolvendo o núcleo.
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Figura 21.07: Representação esquemática da Via Láctea vista de perfil.
Da posição do Sol, onde estamos, a Galáxia é vista de
perfil, daí a forma de faixa.
Figura 21.08: Imagem panorâmica em 360º da Via Láctea, cobrindo os dois
hemisférios celestes. Fonte: ESO
Rotação diferencial:
A Galáxia tem uma rotação
diferencial, isto é, as
velocidades angulares são
diferentes para diferentes
distâncias do centro galáctico,
sendo tanto menor para as
estrelas mais afastadas do
centro.
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A observação de estrelas nas proximidades do Sol
mostra que elas se movem em relação ao Sol, pois
apresentam deslocamento Doppler nos seus espectros. Isso
evidencia que o disco da Galáxia não gira como um corpo
rígido, mas sim tem uma rotação diferencial que lembra a dos
planetas: estrelas mais próximas do centro galáctico giram
mais rapidamente em torno desse centro do que as mais
distantes.
O disco da galáxia contém, além das estrelas, a
matéria interestelar, formada por gás e poeira, que constitui o
material do qual as estrelas se formam. O gás interestelar é
constituído na maior parte por hidrogênio neutro, que não é
emite no óptico. Mas perto de estrelas muito quentes e
massivas, o hidrogênio é ionizado pela radiação ultravioleta
provinda das estrelas, e brilha por fluorescência. Se existe
suficiente hidrogênio ao redor destas estrelas, ele será visível
como uma nebulosa gasosa de emissão, brilhante, chamada
Região HII. Um exemplo desse tipo de nebulosa é M42, que se
localiza na constelação de Órion.
O hidrogênio neutro (HI) emite uma linha espectral de
comprimento de onda λ = 21,049 cm, na região do radio,
correspondente à radiação emitida pelo átomo de hidrogênio
quando ele realiza uma transição entre dois niveis hiperfinos
do estado fundamental. Ela é usada para mapear a
distribuição do hidrogênio
e teve um papel chave na
determinação da estrutura espiral da Galáxia, como vamos
ver a seguir.
Estrutura Espiral
Quando observamos outras galáxias que têm meio
interestelar abundante como a nossa, verificamos que, nessas
outras galáxias, as nebulosas gasosas geralmente se
encontram distribuídas em uma estrutura espiral, como pode
ser visto na figura 21.13. Parece então razoável supor que
nossa Galáxia também tem uma estrutura espiral, mas fica
muito difícil, para nós, visualizá-la, pois estamos dentro do
próprio disco galáctico, e cercados de poeira interestelar,
que bloqueia a luz.
Composição da Galáxia:
Além de estrelas, há material
interestelar, composto por
gás e poeira.
O gás interestelar é
constituído, em sua maior
parte, por hidrogênio neutro
(HI).
Nomenclatura:
- HI: nebulosas com
hidrogênio neutro.
- HII: nebulosas com
hidrogênio ionizado.
Figura 21.09: Imagem da galáxia M51 (crédito: NASA/HST). As manchas
rosadas ao longo dos braços espirais são regiões HII, as manchas azuladas
são aglomerados de estrelas jovens azuis.
Podemos estimar a localização dos braços espirais
observando objetos que sejam mapeadores da estrutura
espiral. Os principais mapeadores ópticos são objetos
brilhantes como estrelas OB, regiões HII e estrelas cefeidas
variáveis. O principal traçador em rádio é a linha de 21cm do
hidrogênio neutro Como o hidrogênio neutro existe em
grande abundância na Galáxia, essa linha é observada em
todas as direções.
Figura 21.10: Mapa da distribuição de hidrogênio na Galáxia. O centro da
Galáxia está indicado por um pequeno círculo azul.
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Até 2005 pensava-se, com base nas observações no
óptico e no rádio, que a Galáxia teria quatro braços espirais
principais, mas observações mais recentes no infravermelho,
sugerem que a nossa galáxia tem dois braços principais – o
braço de Scutum-Centaurus e o braço de Perseus – e vários
braços menores (ver a figura 21.13). O Sol está na borda
interna de um braço pequeno chamado "braço de Órion"
(Orion Spur) que contém, entre outros aspectos marcantes, a
Nebulosa de Órion.
Localizadores dos braços
espirais:
- No óptico: estrelas do tipo
O e B, regiões HII e
variáveis cefeidas.
- Em rádio: a linha
21 cm do hidrogênio
neutro.
Com base em
observações mais
recentes supõe-se que a
Via Láctea tem dois
braços principais:
Perseus e ScutumCentaurus.
Movimento próprio:
É o movimento (angular)
da estrela no plano do
céu, medido em segundos
de arco por ano. (Não
confundir com paralaxe!)
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Figura 21.11: Concepção artística de nossa galáxia como apareceria vista
“de frente” para um observador externo a ela. A figura superior ilustra a
estrutura de quatro braços; a figura inferior ilustra a estrutura espiral mais
consistente com as novas observações do Spitzer (2008), que sugerem que a
Via Láctea tem apenas dois braços principais; os outros dois seriam mais finos.
(NASA/JPL-Caltech/R.Hurt(SSC), (Spitzer Space Telescope)
Movimento das Estrelas
Em 1718, Edmund Halley observou que a posição da
estrela Arcturus no céu havia mudado um grau em relação à
posição medida por Ptolomeu. Sírius também havia mudado,
de meio grau. Desde então os astrônomos têm medido o
movimento transverso, isto é, o movimento aparente das
estrelas no céu, perpendicular à linha de visada. Este
movimento é chamado de movimento próprio (representado
pela letra  na figura 21.12) e usualmente é medido em
segundos de arco por ano.
Movimento das estrelas:
As estrelas se movem umas
em relação às outras dentro
da Galáxia.
A velocidade de uma
estrela qualquer em
relação ao Sol é medida
combinando seus
movimentos na linha de
visada (radial) e seu
movimento próprio
(transversal à linha de
visada).
Figura 21.12: A velocidade V da estrela em relação ao Sol tem uma
componente na direção da linha de visada (vr) e uma velocidade transversal
à linha de visada (vT). Essa velocidade transversal resulta na variação da
posição angular da estrela em relação às outras, chamada movimento
próprio.
A estrela com maior movimento próprio conhecido é a
estrela de Barnard, descoberta em 1916 por Edward Emerson
Barnard (1857-1923), localizada a 1,8 pc de distância de nós. É
uma estrela pouco luminosa (tem um centésimo da
luminosidade do Sol), e movimento próprio de 10 segundos de
arco por ano.
Não se deve confundir o movimento próprio com a
paralaxe, pois a paralaxe se deve ao movimento da Terra em
torno do Sol, e é cíclica em um ano, ao passo que o
movimento próprio se deve aos movimentos relativos entre a
estrela e o Sol, e é cumulativo ao longo de anos. Ao se
calcular o movimento próprio, deve-se fazer a correção pela
paralaxe.
Em 1842 Christian Doppler demonstrou que uma fonte
que se distancia do observador tem todos os comprimentos
de onda de seu espectro deslocados para o vermelho, isto é,
o efeito Doppler desloca os comprimentos de onda para
valores maiores quando a fonte se distancia e menores
quando ela se aproxima, como se observa na figura 21.13.
Com estas medidas do efeito Doppler, foi possível também
medir a velocidade radial das estrelas, isto é, a velocidade na
linha de visada.
Figura 21.13: Devido ao movimento da fonte, o comprimento de onda
observado é menor (azul) no sentido em que a fonte se aproxima, e maior
(vermelho) no sentido em que a fonte se afasta.
Combinando os movimentos radial e transversal da
estrela, podemos medir a verdadeira velocidade da estrela
em relação ao Sol.
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As estrelas mais próximas do centro da galáxia se
movem mais rapidamente do que o Sol. Oort deduziu que o Sol
revolve em torno do centro da nossa galáxia com uma
velocidade de 220 km/s, completando uma volta a cada 233
milhões de anos.
Esse tempo que o Sol leva para dar uma volta
completa em torno do centro galático, com duração de 233
milhões de anos é chamado de ano galáctico.
P 
2 r
v

2 7, 2kpc
 233milhõesdeanos.
220 km / s
Ano galáctico:
Tempo que o Sol leva
para dar uma volta em
torno do centro da
Galáxia.
Tem duração de 233
milhões de anos.
A massa da Galáxia
O Sol, as outras estrelas, as nebulosas gasosas, e tudo o
que faz parte da galáxia, gira em torno do centro galáctico
movido pela atração gravitacional da grande quantidade de
estrelas ali concentradas, da mesma forma que os planetas
giram em torno do Sol.
Observando o movimento orbital de uma estrela na
periferia da galáxia, podemos determinar aproximadamente a
massa da Galáxia, MG, desde que saibamos a distância dessa
estrela ao centro galáctico. Tomemos como exemplo o próprio
Sol, e vamos assumir que ele está em uma órbita circular em
torno do centro galático com velocidade v .
A força centrípeta do Sol é
FC 
M v2
R
,
que é produzida pela atração gravitacional entre o Sol e a
massa da Galáxia interna ao Sol, dada por
FG 
GM MG
R2
.
Uma vez que a força gravitacional atua como força
centrípeta, ou seja:
FG  Fc ,
Massa da Galáxia:
Seu valor aproximado pode
ser obtido a partir do
movimento das estrelas de
seu interior.
A massa interna à órbita do
Sol é aproximadamente
1011 massas solares.
temos:
GMG m mv 2
Rv 2


M

.
G
R
G
R2
Os estudos da rotação galáctica mostram que nas
proximidades do Sol a velocidade orbital é de v  220 km / s .
Sabemos que a distância do Sol ao centro galáctico é de
8.300 pc = 2,5 × 1020 m. A massa da galáxia MG pode então ser
calculada:
MG 
v2 R
G

( 2, 20 x105 m / s)2 (2, 5 x10 20 m)
,
6, 7 x1011 m3 /(kg. s2 )
MG 1, 8 x10 41 kg 1011 M .
Portanto, considerando o Sol como uma estrela de
massa típica, a Via Láctea teria aproximadamente 100 bilhões
de estrelas. Este é um limite inferior, pois estamos considerando
apenas a massa interna à orbita do Sol.
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A curva de rotação da Galáxia
A massa da Galáxia calculada da maneira acima é apenas a
massa contida dentro da órbita do Sol em torno do centro. Para
conhecer a massa existente além da órbita do Sol
é
necessário medir o movimento de estrelas e do gás localizados
a distâncias maiores do centro galáctico do que o Sol.
Através de observações em rádio, os astrônomos
mediram o movimento do gás no disco, até distâncias além
do limite visível da Galáxia, e determinaram, assim, a curva de
rotação da Galáxia, que é um gráfico da velocidade orbital
em função da distância ao centro (figura 21.14).
Figura 21.14: Duas curvas de rotação para a Galáxia: a curva de cima é a
curva observada, a partir do movimento do gás no disco; a curva de baixo é
a curva esperada pela quantidade de matéria visível.
A curva de rotação da
Galáxia:
Mostra como varia a
velocidade orbital das
estrelas em função das
suas distâncias ao
centro da Galáxia.
A curva de rotação
mostra que as
velocidades não
diminuem além da
órbita solar, o que
significa que a massa
também deve continuar
a aumentar, embora
não seja visível.
Aula 21, p.12
A curva de rotação da Galáxia mostra que a massa
contida dentro do raio de 15 kpc - duas vezes a distância do
Sol ao centro galáctico - é de 2 ×1011 MSol, ou seja, o dobro da
massa contida dentro da órbita do Sol.
A distância de 15 kpc corresponde ao limite da
estrutura espiral visível da Galáxia (onde visível, aqui, significa
o que pode ser detectado em qualquer comprimento de
onda). Portanto, era de se esperar que, a partir desse ponto, a
curva de rotação passasse a decrescer, pois se a maior parte
da massa da Galáxia estivesse contida até esse raio, o
movimento das estrelas e do gás situados mais distantes
deveria ser cada vez mais lento, da mesma forma que a
velocidade dos planetas diminui à medida que aumenta sua
distância ao Sol. Supreendentemente, o que se observa é que
a curva de rotação fica achatada para distâncias maiores, ou
seja, as velocidades permanecem aproximadamente
constantes, em vez de diminuírem, o que implica que a
quantidade de massa continua a crescer. A velocidade de
rotação, à distância de 40 kpc, corresponde a uma massa de
6 ×1011 MSol, o que só pode ser explicado considerando que
nossa Galáxia contém matéria não-visível que se estende
muito além da matéria visível, e que constitui, no mínimo, dois
terços da massa total da Galáxia. Essa matéria é chamada
matéria escura (pois não emite radiação e portanto é
invisível) externa à órbita do Sol. Essa massa, que só interage
pela gravidade, ainda não foi detectada em laboratório e
constitui um dos pontos mais perplexantes da astronomia
moderna.
A matéria escura está distribuída em um halo extenso
em torno da Galáxia. Conclusão: a curva de rotação
observada prova que existe matéria escura em nossa Galáxia
e que ela é dominante.
Figura 21.15: Representação artística do halo de matéria escura envolvendo
a parte luminosa da Via Láctea.
Populações Estelares
Figura 21.16.: Wilhelm Heinrich Baade (1893-1960).
Estudando a galáxia Andrômeda,
Walter Baade,
notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos
braços espirais daquela galáxia, e propôs o termo População
I para estas estrelas dos braços, e População II para as
estrelas vermelhas visíveis no bojo da galáxia. Atualmente,
utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa
Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são
estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos,
ricas em metais (isto é, com conteúdo de elementos mais
pesados que o He de cerca de 2%), enquanto que a
População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10
bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1%
em metais.
Aula 21, p.13
Tabela 21.02: Sumário das propriedades das populações estelares
Propriedade
População I:
São Estrelas jovens como o
Sol.
População II:
População I
População II
Localização
disco e braços
espirais
bojo e halo
Movimento
confinado ao plano
se afastando do
plano
órbitas quase
circulares
órbitas excêntricas
Idade
< 7 ×109 anos
> 7 ×109 anos
Abundância de elementos
pesados
1-2%
0,1 - 0,01%
Cor
azul
vermelha
Exemplos
estrelas O,B
estrelas RR Lyrae
aglomerados abertos
aglomerados
globulares
regiões HII
nebulosas planetárias
São estrelas velhas.
O Centro da Galáxia
O centro da Galáxia fica na direção da constelação
de Sagitário, numa região com alta concentração de
material interestelar que impede sua visualização a olho nu
ou usando detectores ópticos.
Centro da Galáxia:
Fica na direção da
constelação de
Sagitário.
O movimento das
estrelas e do gás no
núcleo indica a
existência de um buraco
negro no núcleo.
A melhor maneira de estudar o bojo central é usando
comprimentos de onda mais longos, como infravermelho e
rádio, que atravessam mais livremente a poeira e o gás do
disco.
Figura 21.17: Imagens do centro da Via Láctea no visível, à esquerda. e no
infravermelho à direita. A imagem no infravermelho (cores falsas) obtida
pelo projeto 2Mass (2 Micron All Sky Survey e MSX (Midcourse Space
Experiment) , mostra a poeira em vermelho.
Observações em rádio indicam que no centro da
Galáxia existe um um anel molecular de 3 kpc de diâmetro,
envolvendo uma fonte brilhante de rádio, Sagitário A, que
marca o centro.
O movimento do gás e das estrelas no núcleo indica
que ali existe um objeto compacto, provavelmente um
buraco negro com massa de 4,3 milhões de massas solares.
Aula 21, p.14
Figura 21.18: Imagem do centro da Galáxia obtida no infravermelho com um
telescópio de 8,2 m do European Southern Observatory. O movimento das
estrelas em torno desse centro são compatíveis com a existência de um objeto
extremamente massivo e compacto.
Observações desde 2001 em raio-X confirmam que o
núcleo da Galáxia é um lugar violento, com flares diários, com
um buraco negro central supermassivo, com massa de 4
milhões de massas solares, além de grande quantidade de gás
ionizado e centenas de anãs brancas, estrelas de nêutrons e
buracos negros.
.
Aula 21, p.15
Resumo
A Via Láctea deve seu nome a ser visualizada por nós
como uma faixa nebulosa que atravessa o hemisfério celeste
de um horizonte a outro. A forma de faixa indica que nossa
galáxia é achatada, com forma lembrando um disco, e que o
Sol está imerso nesse disco. Observações de estrelas variáveis,
como Cefeidas e RR Lyrae, permitiram medir as dimensões da
Galáxia (aproximadamente 25 kpc de diâmetro) e
a
distância do Sol ao centro galáctico: 8,3 kpc.
A estrutura espiral da Via Láctea foi determinada por
observações em rádio e infravermelho, pois essa radiações
podem penetrar a poeira existente no plano da Galáxia.
Observações recentes sugerem que a Via Láctea tem dois
braços principais e vários braços menores, mas é muito difícil
ter certeza sobre o número de braços porque não podemos
observá-los “de fora”.
O material do disco não gira como um corpo rígido,
mas tem uma rotação diferencial, sendo que as estrelas mais
próximas do centro galáctico têm levam menos tempo para
dar uma volta completa em torno do centro do que as mais
distantes. O Sol leva 233 milhões de anos leva para dar uma
volta completa em torno do centro galáctico, esse período é
chamado “ano galáctico”.
A curva de rotação da Galáxia (um gráfico da
velocidade orbital das estrelas em função de suas distâncias
ao centro galáctico) não cai com a distância ao centro
galáctico, indicando que a massa continua a crescer para
as partes mais externas e pouco luminosas da galáxia. Essa
observação levou à conclusão de que a maior parte da
massa da nossa galáxia está em um halo de matéria escura
que se estende muito além das bordas visíveis.
Existem dois tipos principais de população estelar na
Galáxia: A População I é composta basicamente de estrelas
jovens, sendo a população típica do disco e dos braços
espirais. A População II é composta por estrelas velhas. É a
população típica do bojo e dos aglomerados globulares.
O centro da galáxia fica na direção da constelação
de Sagitário. É identificado pela posição de uma fonte
brilhante de rádio chamada Sagitário A. O movimento das
estrelas em torno dessa fonte indica que ali tem um buraco
negro com massa de 4 milhões de massas solares.
Aula 21, p.16
Questões de fixação
1. O que é a Via Láctea, e por que tem esse nome?
2. Faça uma representação esquemática da nossa
galáxia, de frente e de perfil, colocando as dimensões e a
localização do Sol, halo, disco, bojo nuclear, e braços espirais.
3. Qual região da Galáxia é definida pelos aglomerados
globulares? Qual a forma e tamanho dessa região? Em que
ponto da Galáxia ela está centrada?
4. Que evidências existem para a existência de uma
estrutura espiral em nossa galáxia? Por que os astrônomos
acreditam que nos braços espirais esteja ocorrendo formação
de novas estrelas?
5. Que tipo de objetos são chamados mapeadores
ópticos da estrutura espiral? Como se mapeia a estrutura
espiral em rádio?
6. Como as estrelas variáveis pulsantes são usadas para
medir as distâncias de estrelas? Uma estrela variável com
período não uniforme pode ser usada para esse fim? Explique.
7. Como as observações do hidrogênio neutro (HI) são
usadas para estudar a rotação da Galáxia e a distribuição do
gás dentro dela?
8. O que é a curva de rotação da Galáxia? (é uma
curva do que em função do quê?)
9. Que evidência observacional existe de que uma
grande fração da massa da Galáxia está em órbitas externas à
órbita do Sol?
10. Qual é a diferença de população I e população II
em termos de idade, composição química, localização na
Galáxia, e características orbitais?
11. Por que é difícil estudar o centro da Galáxia? Que
região do espectro é mais indicada para ser utilizada na
realização desse estudo? Para ajudar a responder esta
questão, observe estes mapas da Via Láctea em diferentes
comprimentos de onda . Em qual dos mapas o centro da nossa
Galáxia aparece mais brilhante?
12. Em um certo aglomerado de estrelas observa-se
uma Cefeida cujo período de variação é de 20 dias, e cuja
magnitude aparente média é m = 20. Usando a relação
período-luminosidade das cefeidas (M = 3,125 log P  1,525, P
em dias), encontre a distância desse aglomerado. (Assuma
que a distância do aglomerado é a distância encontrada para
a Cefeida.)
13. Usando a distância do Sol ao centro galáctico (8,5
kpc), e a velocidade com que ele se move (220 km/s),
a)Qual é a duração do”ano galáctico''?
b)Qual a massa da Galáxia interna à órbita do Sol?
c)Lembrando que o Sol tem uma idade de 5 bilhões de
anos, quantas voltas ele já deu em torno do centro galáctico?
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14. Um aglomerado globular está em órbita elíptica (e =
0,9) em torno do centro galáctico, tal que a distância
apogaláctica (maior afastamento do centro) é 40 kpc.
a)Qual
é
a
distância
afastamento do centro)?
perigaláctica
(mínimo